FYZIKA • DALEKOHLEDY • SLUNCE • PLANETY
MEZIPLANETÁRNÍ HMOTA • ASTROFYZIKA • KOSMONAUTIKA

Animace	Popis	Zdroj
	Oblak v jádru Galaxie. Prachoplynný oblak prolétávající kolem černé díry uprostřed naší Galaxie byl poprvé pozorován v roce 2002 a jeho průlet pericentrem je očekáván v roce 2013. V jádru Galaxie se nachází objekt Sgr A, obrovitá černá díra, jehož hmotnost je z pohybu okolních hvězd dopočtena na 4 miliony Sluncí. Dosud byly v jeho blízkosti velmi komplikovanými technikami pozorovány jen hvězdy a z nich jen ty, které září v mikrovlnné a infračervené oblasti. Pozorovat prachoplynný oblak, jak bude ovlivňován v blízkosti jádra Galaxie, bude něco mimořádného. Oblak by měl být rozerván slapovými silami a následně stahován do černé díry. Klip je pln očekávání neobyčejné události a optimizmu natěšených astronomů. (mp4, 60 MB)	ESO, 2012.
	Temný proud. V animaci se podívejte na temný proud galaktických kup vzdalujících se od nás ve směru mezi Kentaurem a Plachtami. Oblast je rozsáhlá kolem 20° a v různých vzdálenostech reprezentovaných zde různými barvami jeví mírné odlišnosti v rozloze. Tyto odlišnosti lze číst také jako prostorové rozložení proudu. Ve videu jsou pro různě vzdálené zdroje vždy nabídnuty snímky reprezentující objekt – galaktickou kupu, která je reprezentantem typického objektu zde se nacházejícího. Zdroj tohoto grandiózního pohybu je prozatím neznámý a je očekáván za horizontem viditelné části vesmíru. (avi/divx, 17 MB)	NASA, 2010.
	Vznik prvních hvězd. Velmi idealizovaný model přechodu od obzoru posledního rozptylu viditelného pomocí sondy WMAP ke strukturám známým v našem blízkém vesmírném okolí. Fluktuace reliktního záření jsou známkami strukturování baryonové hmoty, která se v raném vesmíru koncentruje do rozžehujících se prvních svítících objektů. Není prozatím jasné, jak takové primordiální objekty vypadají, zda je jejich rozžehnutí a následný vývoj obdobný vzniku hvězd známých z blízkého vesmíru. V závěru animace je naznačena postupně houstnoucím prostředím vzdálenost od sondy WMAP až k obzoru posledního rozptylu, za nějž prozatím nedohlédneme. (avi/mp4, 13 MB)	NASA, 2010.
	Protostelární výtrysky. Hvězdy vznikají z mezihvězdných mračen prachu a plynu a jednou z prvních známek vzniku nové hvězdy jsou protostelární výtrysky popisované také jako Herbigovy-Harovy objekty. Hvězda sama je ještě neviditelná, neb její svit je skryt v prachovém disku, prozradí ji však výtrysky látky a záření formované její rotací a magnetickým polem. Na čele rázové vlny pronikající do okolního mezihvězdného prostředí v protilehlých směrech pak díky rekombinaci září ionizovaná látka, kterou je možno pozorovat lépe než samotnou hvězdu. Animace ukazuje několik takových objektů zaznamenaných Spitzerovým kosmickým dalekohledem včetně modelu, jak taková mladá hvězda vypadá zblízka. (avi/divx, 50 MB)	SST, 2010.
	Cesta do jádra Mléčné dráhy. Jeden z dílů seriálu SPACERIP TV. Podrobně se seznámíte s obří černou dírou ve středu naší Galaxie, které říkáme Mléčná dráha. Jde o obří monstrum s hmotností 4 miliony Sluncí, které se nachází ve směru souhvězdí Střelce ve vzdálenosti 26 tisíc světelných roků. Radiové záření z této oblasti poprvé zachytil Karl Guthe Jansky již v roce 1933. Za vyzařování je zodpovědný plyn, který po spirálách padá na černou díru. Kolem černé díry se nachází akreční disk ovládaný magnetickým polem, ve směru osy rotace jsou vypuzovány výtrysky urychlených částic. Obdobné obří černé díry jsou pravděpodobně v centrech většiny větších galaxií. (avi/mp42, 129 MB)	Spacerip TV.
	Černá díra. V animaci je ztvárněna binární soustava GRO J1655-40. Plyn odsávaný z normální hvězdy (v animaci je modrá) vyplňuje červený akreční disk, který rotuje kolem černé díry. V závěru animace se naskytne bližší pohled na černou díru a akreční disk kolem ní. Část plynu padá po spirále do černé díry, plyn se třením zahřívá a intenzivně září. další část plynu akrečního disku uniká ven v podobě hvězdného větru. (mpg, 4 MB)	NASA/CXC/ A.Hobart, 2006
	Tykadla. Klip ukazuje srážku dvou galaxií NGC 4038 a NGC 4039 v souhvězdí Havrana. Animace začíná srážkou dvou galaxií, při které hvězdy a plyny vyvržené z galaxií vytvoří dlouhé oblouky. Následující srážka dvou obřích plynných centrálních oblastí zažehne překotnou tvorbu hvězd. V podrobnějším pohledu vidíme, že hmotnější hvězdy velmi rychle dospívají (za několik milionů roků) a končí svůj život explozí supernovy. Důsledkem je obohacení mezihvězdného prostředí o těžké prvky a zahřátí plynu. Animace v závěru přejde ve snímek Tykadel pořízený rentgenovou observatoří Chandra. (mpg, 8 MB)	Chandra
	Hvězdy v bublině u Ety Carinae. Animace začíná širokoúhlým pohledem na mlhovinu Carina, který byl získán při přehlídce Midcourse Space Experiment prováděné v IR oboru v letech 1996 až 1997. Umírající hvězda Eta Carinae, která je více než stokrát hmotnější než Slunce, je zobrazena jako jasný bílý bod uprostřed obrazového pole. Rotací a zvětšením středu obrazu přejdeme do výřezu zobrazeného Spitzerovým vesmírným dalekohledem. V mnohem větším rozlišení jsou na snímcích SST patrné pilíře mezihvězdné látky vyřezané z prachového okolí ultrafialovým světlem a hvězdným větrem obří Etou Carinae a sousedními obřími hvězdami v jejím okolí. Díky detekci infračerveného záření rozpoznáváme růžově zářící hvězdná embrya skrytá v chladných prachoplynných pilířích. Detailní snímek byl pořízen IR širokoúhlou kamerou na SST. Tříbarevná kompozice je snímána v neviditelném světle a převedena do umělých barev. Modrá odpovídá 3,6 μm, zelená 4,5 μm, oranžová 5,8 μm a červená byla přiřazena obrazu pořízenému v 8,0 μm. (wmv, 4 MB)	Spitzer Space Telescope, 2005
	Tok plynu v galaxii s příčkou. Gravitační potenciál galaxií s příčkou má značný vliv jak na oběžné dráhy hvězd, tak na tok plynu v galaxii. V animaci vidíte numerickou simulaci toku plynu (žlutě) v galaxii s příčkou. Příčka je orientována svisle, rozměry má 10 kpc, celková výška i šířka obrázku odpovídá 16 kpc. Plyn v galaxii vytvoří strukturu ve tvaru kočičího oka. Souřadnicová soustava je spojena s příčkou. K výpočtu byl použit hydrodynamický kód CMHOG (Connection Machine Higher Order Godunov code). (avi, 3 MB)	James  Stone (Princeton), Glenn Piner (JPL), Peter Teuben (University of Mariland), 1999.
	Vypařující se exoplaneta. V roce 2003 se astronomům podařilo za pomoci Hubbleova vesmírného dalekohledu pozorovat atmosféru planety HD 209458b, která se vypařuje do vesmíru. V budoucnosti většina této planety zmizí a zůstane z ní jen husté jádro. Planety tohoto typu nazýváme „horké Jupitery“. Tyto obří plynné planety obíhají své hvězdy v těsné blízkosti, ztrácejí hybnost třením a jsou ke hvězdě přitahovány jako můra k plameni. Žhnoucí planeta s názvem HD 209458b obíhá ve vzdálenosti pouhých 7 milionů kilometrů od hvězdy podobné našemu Slunci. Pro srovnání: Jupiter, nejbližší obr v naší Sluneční soustavě, obíhá Slunce ve vzdálenosti 780 milionů kilometrů. Pozorování z Hubbleova vesmírného dalekohledu ukazují na to, že vodíková atmosféra planety se rychle odpařuje. Vodík vytváří obálku ne nepodobnou kometárnímu ohonu. Planeta oběhne hvězdu jednou za 3,5 dne. Z atmosféry Země také uniká vodík, ale v mnohem menším množství. (avi/xvid, 1 MB)	ESA, 2010
	Zákrytové proměnné. Tyto hvězdy patří ke jednomu z mnoha typů proměnných hvězd. Ke změně jasnosti dochází při těsných zákrytech složek. Mezi složkami často přetéká hmota a nebo mají dokonce společnou atmosféru. Výzkum těchto hvězd přispívá k pochopení toho, jak jedna složka může ovlivnit vývoj druhé složky a jak probíhá přenos hmoty mezi nimi. Obdobnou světelnou křivku má i hvězda, před kterou přechází exoplaneta, která kolem ní krouží ve vhodné rovině. (gif, 100 kB)	Hongkong University
	Horký plyn uvolňující se z galaxie C153. Galaxie C153 je členem kupy Abell 2125 ve vzdálenosti třech miliard světelných roků (z = 0,25), jde o galaxii typu SO s diskem a výrazným jádrem, které ale chybí struktura spirálních ramen. Galaxie prolétá rychlostí 2 000 km·s−1 jádrem kupy. Interakcí s horkým mezigalaktickým plynem zde dochází k uvolňování galaktického vodíku a tvorbě nových hvězd. Mezigalaktický plyn má podle měření observatoře Chandra teplotu 20 milionů kelvinů a je ohříván zářením z akrečních disků černých děr v jádře kupy. Pozorovaný vodíkový chvost galaxie C153 je dlouhý 200 000 l.y. a 90 % světla, které z C153 přichází, je světlem modrých hvězd se stářím kolem 100 milionů let. Animace byla vytvořena na základě dat z observatoří Chandra, Gemini–N (GMOS), VLA, HST (WFPC2), ROSAT a KPNO (4 m a 2,1 m) získaných od roku 1994 do roku 2004. (mpg, 5 MB)	HST archiv, 2004
	Gama záblesk – osamělá hvězda. Gama záblesky jsou jednou ze současných velkých záhad astrofyziky vysokých energií. Přicházejí k nám rovnoměrně ze všech stran přibližně jednou denně. Jejich trvání je od několika milisekund až po několik minut. Dnes víme, že mechanizmů generování těchto záblesků bude několik. Jedním z nich by mohl být kolaps osamocené velmi hmotné hvězdy na černou díru (supernova Ic), který můžete sledovat na této počítačové animaci. Nejprve vznikají výtrysky plazmatu ve směru rotační osy, později kolabuje Fe jádro a vytváří se tlustý akreční disk a v centru rotující černá díra. (avi, 2 MB)	NASA/ SkyWorks Digital, 2005
	Gama záblesk – pozorování záblesku magnetaru. Na počítačové animaci je ukázka sledování gama záblesku. V magnetosféře magnetaru dojde k přepojení magnetických silokřivek a k prudkému uvolnění energie. Vzniká gama záblesk, který je nejprve detekován na oběžné dráze Země družicí Swift, data o poloze záblesku jsou během několika sekund předána pozemským observatořím, které monitorují dosvit záblesku v optickém a radiovém oboru. V tomto klipu jde o součinnost observatoře Swift s pozemní radioteleskopickou sítí. (avi, 4 MB)	NASA/ SWIFT, 2005
	Slučování galaktických jader. Animace začíná pohledem do Hlubokého severního pole pořízeného RTG observatoří Chandra. Černé díry, známé také ze submilimetrových pozorování, jsou příznačné pro právě probíhající utváření hvězd ve svých domovských galaxiích. Zúžením zorného úhlu nahlédneme na dvojici velmi těsných černých děr, objekt SMG 123616.1+621513, které tančí kolem společného těžiště. Záznam pořízený vesmírnou observatoří Chandra přejde v závěru do předpovídané scenérie, kdy v budoucnu obě černé díry splynou v jeden objekt. (mpg, 7 MB)	Chandra
	Pulzar plující v mlhovině Medúza. Série snímků začíná širokoúhlým záběrem planetární mlhoviny Medúza IC 443 ve viditelném světle. Medúza je větší než 50 úhlových minut a nachází se v Blížencích mezi hvězdami μ a η. Jelikož se jedná o slabý a přitom plošně o velmi rozsáhlý objekt, je pozorovatelná výhradně záznamovou technikou, například prostřednictvím CCD. Zabíraná oblast se postupně přiblíží k objektu J0617 (CXOU J061705.3+222127). Zároveň jsou do zobrazení ve viditelné části spektra (sjednoceno do červené barvy – Digitized Sky Survey) přibírány snímky v rentgenové oblasti (modrá) a chladné struktury zobrazené v rádiovém oboru (zelená – Very Large Array). Objekt J0617 je neutronovou hvězdou, pulzarem, který prolétává vnitřkem planetární mlhoviny mračnem plynu horkým několik milionů kelvinů. Na snímcích v rentgenovém oboru je viditelná rázová vlna, která pohyb pulzaru prozrazuje. Prozatím není příliš jasné, nakolik pulzar souvisí se vznikem Medúzy a zda je jeho pozorovaný pohyb možné vztáhnout k vývoji mlhoviny. Zdroj: Chandra. (mpg, 6 MB)	NASA, 2005
	Gama záblesk – spojení dvou neutronových hvězd. Jedním z uvažovaných mechanizmů vzniku gama záblesků je splynutí dvou neutronových hvězd. Jejich spojením vzniká černá díra. Tento proces doprovází krátký záblesk v oboru gama. Trvání tohoto druhu záblesků by mělo být řádově v milisekundách a měly by mít minimální optický dosvit. Patřit by mezi ně mohl například záblesk GRB 050509b z 9. května 2005, který byl pozorován gama observatoří SWIFT a následně dalšími dalekohledy včetně pozemských. Záblesk trval pouhých 30 milisekund a byl pozorován cca 5 minut dlouhý dosvit pouze v RTG oboru. Spojení dvou neutronových hvězd by mělo být také doprovázeno intenzivním vyzařováním gravitačních vln. (mpg, 3,6 MB)	NASA, 2005
	Zánik dvou trpaslíků. Rentgenová observatoř Chandra nalezla binární soustavu RX J0806.3+1527 složenou ze dvou bílých trpaslíků. Trpaslíci jsou od sebe vzdáleni pouhých 80 000 km! Podle obecné relativity intenzivně vyzařují gravitační vlny a díky úniku energie se zkracuje jejich orbitální perioda a za několik set tisíc let splynou v neutronovou hvězdu. Jde o nejintenzivnější trvalý zdroj gravitačních vln na obloze. Jejich detekce je ovšem jen nepřímá, z energetické bilance dvojhvězdy. Detekce gravitačním detektorem LIGO je pravděpodobně nemožná, ale dostatečnou citlivost by měl mít budoucí detektor LISA. Na animaci je animace gravitačních vln vznikajících kolem objektu. Zdroj: NASA/Dana Berry, Sky Works Digital. (avi, 5 MB)	NASA/ Dana Berry, Sky Works Digital, 2005
	Hnědý trpaslík. Hnědí trpaslíci jsou hvězdy na samé hranici udržení termojaderné syntézy. Ta v nich není schopna hořet po delší dobu. Na rozdíl od planet svítí po relativně dlouhou dobu (miliardy let) v optickém oboru a formují se zhroucením zárodečné mlhoviny. Planety naopak nesvítí vlastním světlem a formují se z periferních částí zárodečné mlhoviny. V uvedené animaci je druhý nejmenší známý hnědý trpaslík s katalogovým označením OTS 44. Animace byla vytvořena na základě pozorování Spitzerova vesmírného dalekohledu v infračerveném oboru. Tento hnědý trpaslík má hmotnost 15 MJ, teoretická hranice pro hnědého trpaslíka je 13 MJ. I kolem tak malého objektu se podle pozorování překvapivě vytvořil protoplanetární disk, který je v animaci zobrazen. Zdroj NASA, 2005. (avi, 2 MB)	NASA, SST, 2005
	Červený trpaslík Gliese 876. Gliese 876 je červený trpaslík v souhvězdí Vodnáře. Jde o proměnnou hvězdu s označením IL Aquarii. V roce 2006 byly u této hvězdy nalezeny tři extrasolární planety, z nichž jedna má hmotnost menší než polovinu hmotnosti Neptunu. Podle astrometrických měření družice Hipparcos má červený trpaslík paralaxu 212,59 tisícin obloukové vteřiny, což znamená, že je 15,3 světelného roku vzdálený. Zdánlivá vizuální magnituda trpaslíka je 10,1, hmotnost 0,31 MS. V animaci vidíme uměleckou vizi soustavy. Postupně prolétneme kolem všech tří planet. V pozadí červeně svítí trpasličí hvězda. V roce 2007 byl objeven v souhvězdí Vah obdobný systém Gliese 581, kde je hmotnost objevených planet pouhým pěti, osmi a šestnáctinásobkem hmotnosti Země.  Zdroj ESO. (avi, 4 MB)	ESO, 2005
	Vznik hvězd – Velká mlhovina v Orionu. Na to, že Velká mlhovina v Orionu (M 42) je geneticky spjata s hvězdami ve svém nitru upozornil již v 60. letech 20. století V. A. Ambarcumjan (1908-1996). Dnes víme, že ve Velké mlhovině v Orionu je přímo porodnice mladých hvězd, pozorujeme zde jak zárodečné globule, tak vznikající hvězdy obklopené plynoprachovými (protoplanetárními) disky, ze kterých vznikají planetární systémy. Z pozemských dalekohledů můžeme vidět již zrozenou výraznou čtveřici hvězd Trapez. První animace je jen série snímků HST, pomocí které se postupně vnořujeme do hlouby mlhoviny k vznikajícím hvězdám. Zcela mimořádná a působivá je druhá animace, na které je prostorový simulovaný průlet mlhovinou, při kterém spatříme rodící se hvězdy se zárodečnými kokony látky tvarovanými prudkým svitem vzniklých hvězd, prolétneme se i kolem slunečních soustav rodících se z protoplanetárních disků. Animace je opět sestavena na základě snímků z HST (mpg, 634 kB) (mp4, 7 MB).	San Diego Supercomputer Center, 2001
	Vznik hvězd – Orion, různé vlnové délky. Na klipu je oblast rodících se hvězd Trapez ve Velké mlhovině v Orionu (M42) v různých spektrálních oborech. Na úvodním snímku je RTG obraz celé oblasti z Chandry (1 500 bodových RTG zdrojů), poté proběhne zoom na Trapez. Následuje stejná oblast v optickém oboru (HST) a v IR oboru (VLT). Pro rodící se hvězdy je typické vyzařování na široké škále vlnových délek, včetně RTG a UV, kde vidíme bodové zdroje – hvězdy. Zárodečná mlhovina ovšem září plošně v optické a IR oblasti a tak se celkový pohled v různých vlnových délkách výrazně liší. (mpg, 4 MB)	Chandra Resourses, 2005.
	Vznik hvězd – Orlí mlhovina, mosty stvoření. Orlí mlhovina v okolí otevřeníé hvězdokupy M 16 je jedním z mnoha míst, kde přímo pozorujeme vznik hvězd. Rodící se hvězdy zde vytvářejí iluzi prstíků vybíhajících z mlhoviny. Čerstvé hvězdy intenzivně září v UV oboru a vytlačují zbytky plynů kolem rodící se hvězdy, podobně jako vítr v poušti odfoukává lehká písková zrna a větší kaménky zůstávají na místě. Tomnuto jevu se říká fotoevaporace. Animace vznikla na základě snímků z HST. (mpg, 763 kB)	HST, 1995
	Vznik hvězd – rázová vlna od supernovy. Hvězdy vznikají z rozsáhlých zárodečných mlhovin. Je-li splněno Jeansovo kritérium, potom stačí jen malý počáteční impuls a v mlhovině se objeví gravitační zhuštěniny, tzv. globule. Z nich se později vyvinou plnohodnotné hvězdy s rozvinutou termojadernou syntézou v jádře, která slouží jako zdroj energie hvězdy. Počátečním impulsem k tvorbě hvězd může být průchod látky hustotní vlnou spirálního ramene galaxie, prolínání dvou galaxií, elektromagnetické procesy a nebo exploze blízké supernovy. Na tomto klipu můžete sledovat, jak rázová vlna od explodující supernovy stlačí plyn a prach v blízké mlhovině a vzápětí vznikne celá vlna nových hvězd. Úmrtí jedné hvězdy tak iniciuje zrod dalších hvězd. (mpg, 1 MB)	Spitzer Space Telescope, 2004
	Hvězdy – cefeidy. Cefeidy jsou proměnné hvězdy se známou závislostí periody na svítivosti. Tu objevila v roce 1912 americká astronomka Henrietta S. Leavitt. Perioda je snadno měřitelná, z té se spočte skutečná svítivost cefeidy a ze změřené magnitudy se poté určí vzdálenost. Pokud nalezneme v nějaké galaxii cefeidu, můžeme relativně velmi spolehlivě určit vzdálenost této galaxie. Proměnnost cefeid je dána jejich pulsací, "dýcháním" hvězdy. V animaci vidíte měnící se rozměry hvězdy, napravo doplněné odhazováním obálky. V dolní části je světelná křivka cefeidy. (mpg, 534 kB)	STScI
	Hvězdy – červený obr. Na klipu jsou zobrazeny relativní teplotní fluktuace červeného obra. V různých fázích simulace je použita různá průhlednost, takže můžete vidět buď měnící se řídké povrchové vrstvy nebo husté jádro uvnitř obra. K animaci byl použit 1 TB dat. V animaci se také střídá souřadnicová soustava rotující s hvězdou a souřadnicová soustava nerotující. V závěru animace proběhne zoom, který vám umožní uvidět turbulence v okolí hustého jádra. Červený obr je hvězda, v jejímž nitru probíhá termojaderná syntéza hélia na težší prvky. Má malé kompaktní jádro a rozsáhlé řídké obaly. (mpeg, 18 MB)	Laboratory for Computational Science and Engineering (University of Minnesota)
	Hvězdy – únik látky z obra TX Cam. Animace vznikla z 88 týdnů pozorování hvězdy TX Cam pomocí sítě radioteleskopů VLBA (Very Long Baseline Array). Jednotlivé snímky expozice představují dvoutýdenní interval. Jde o první animaci tohoto druhu pořízenou u jiné hvězdy než Slunce. Dobře patrné je vyvrhování chuchvalců látky z povrchu hvězdy. Obdobnou fází projde naše vlastní Slunce za přibližně 7 miliard roků, kdy se jeho hmotnost sníží přibližně o 20 %. Hvězda TX Cam se nachází v souhvězdí Žirafy ve vzdálenosti 1000 světelných roků. (gif, 133 kB)	P. Diamond/ A. Kemball
	Hvězdy – exploze magnetaru. Magnetar je neutronová hvězda s mimořádně silným magnetickým polem až 1012 T. Kůra je již nestabilní, praská, dochází k pravidelným magnetotřesením doprovázeným přepojením magnetických silokřivek a záblesky v měkkém gama oboru. První magnetar spolehlivě detekovala v roce 1998 Chryssa Kouveliotou z Marshallova kosmického letového centra v NASA. Výjiměčně mohou opakující se záblesky přejít v jeden mohutný, neopakovatelný záblesk. (avi, 1 MB)	R. Mallozzi University of Alabama/ Huntsville a NASA
	Hvězdy – magnetar. V animaci vidíte rotující neutronovou hvězdu s extrémně silným magnetickým polem – magnetar. Hodnota pole na povrchu může dosáhnout až 1012 T. Na povrchu magnetaru je přibližně kilometr tlustá kůra z magnetického pole a elektronů. Při jejím praskání dochází k přepojování magnetických silokřivek a uvolňování energie v podobě nepravidelně se opakujících záblesků na hranici rentgenového a gama oboru. V naší Galaxii je známa přibližně jedna desítka těchto výjimečných objektů. Aby se neutronová hvězda stala magnetarem, musí její počáteční úhlová rychlost být vyšší než 200 otáček za sekundu. Efekt tekutinového dynama mnohonásobně zesílí pole a poté během několika desítek sekund rotační frekvenci zpomalí na jednu otáčku za několik sekund. (mpg, 4 MB)	NASA, 2005
	Pulsar v Krabí mlhovině. Krabí mlbovina (M 1) je pozůstatek po explozi supernovy v souhvězdí Býka. Exploze byla pozorována ve staré Číně roku 1054. Existují záznamy na hliněných destičkách. V době exploze hvězda svítila několik dní i na denní obloze. Dnes jde o mlhovinu s vláknitou strukturou, v centru je milisekundový pulsar (rotující neutronová hvězda s dipólovým magnetickým polem), jehož záblesky jsou vysvětleny v této animaci. (mpg, 1 MB)
	Radiový kvazar – vznik jetů. V animaci je ukázán vznik jetů u radiového kvazaru. Hmota z jedné hvězdy přetéká na černou díru, která ji pohlcuje. Blanford-Znajekovým mechanismem je část energie elektromagneticky transformována do výtrysků urychlených částic ve směru rotace černé díry. Rotující černé díry jsou základem i u galaktických kvazarů. (mpg, 5 MB)
	Binární soustava s tenkým akrečním diskem. V animaci je zobrazen binární systém, jehož jednou složkou je neutronová hvězda (popřípadě černá díra) a druhou je obří modrá hvězda. Plyn přetéká plazmovým kanálem z obří hvězdy na kompaktní složku přes akreční disk. Nestability v disku mohou způsobovat náhlá vzplanutí neutronové hvězdy v případě pohlcení většího množství dopadající hmoty. V místě dotyku plazmového mostu s diskem je zřetelná horká skvrna, která je na animaci zbarvena žlutooranžově. V této animaci je znázorněn typický tenký horký plynný akreční disk bez prachové složky. Plynný disk ukrytý uvnitř obřího prachového útvaru se nachází například u hvězdy WZ Sge, kde je kompaktním objektem bílý trpaslík. (mpeg, 4 MB)	AB 7/2008
	Supernova SN 1987A. Jde o poslední výraznou supernovu, která vzplála v únoru 1987 ve Velkém Magellanově mračnu. Supernova je 167 000 světelných roků vzdálená. Za několik let po explozi vytvořily rozpínající a prolínající se odhozené obálky kolem bývalé supernovy zajímavou soustavu prstenců, která je zahřátá na teplotu od 5 000 do 25 000 Kelvinů. Centrální prstenec se vytvořil asi 30 000 roků před explozí hvězdy a je tedy fosilním záznamem závěrečných stadií hvězdného života. (mpg, 1 MB)	HST, STIS
	Supernova Ia. Supernovy typu Ia jsou považovány za standardní vesmírné svíčky pro měření vzdáleností. Předpokládá se, že jde o bílého trpaslíka s průvodcem, kterým je obr nebo veleobr. Z průvodce přetéká na bílého trpaslíka látka a zvětšuje jeho hmotnost. Po překonání Chandrasekharovy meze (1,44 hmotnosti Slunce) se bílý trpaslík stane nestabilním a exploduje. Při explozi se uvolní vždy přibližně stejné množství energie, a tak je z jasnosti supernovy na obloze možné odhadnout její vzdálenost a tím i vzdálenost mateřské galaxie. Na základě měření vzdáleností za pomoci supernov Ia byla v roce 1998 objevena zrychlená expanze vesmíru. Je možné, že k explozi supernovy Ia může vést i splynutí dvou bílých trpaslíků. (mp4/H.264/AAC, 8 MB)	ESO, 2009
	Umírající hvězda. V dnešní animaci uvidíte rekonstrukci exploze supernovy v Plachtách z pozorování observatoře Chandra v rentgenovém oboru. Velmi hmotný modrý veleobr opouští hlavní posloupnost a exploduje jako supernova. Kolem se vytváří obálka horkých plynů, která jasně září v rentgenovém oboru. Obálka se postupně ochlazuje a rozprostírá do mezihvězdného prostředí. Z rentgenového obrazu získaného observatoří Chandra lze zjistit dynamiku exploze a zastoupení prvků vytvořených hvězdou. (avi, 5 MB)	Science Visualization Lab, Tufts Univerzity
	Mlhoviny – vznik planetární mlhoviny. Hvězdy nejprve ve svém nitru přeměňují vodík na hélium, jsou tzv. hvězdami hlavní posloupnosti. Poté se stávají obry a ve svém nitru přeměňují hélium na těžší prvky. Po této fázi se některé hvězdy stávají nestabilními a odhazují své obálky. Vznikají tzv. planetární mlhoviny (s planetami nemají ovšem nic společného, jde o historický název). (mpg, 1 MB)
	Mlhoviny – Kočičí oko, umírající hvězda. Na klipu můžete vidět odhozené obálky umírající hvězdy. V závěrečných stádiích vývoje přeměňují hvězdy v nitru termojadernou syntézou prvky na těžší až po jádra železa, která mají nejvyšší vazebnou energii. V těchto závěrečných fázích hvězdy často odhazují své vnější obaly a kolem nich vznikají rozsáhlé mlhoviny. Na počátku klipu je vidět celá odhozená obálka (Digital Sky Survey 2). Následuje zoom do vnitřní části obálky (Nordic Optical Telescop) a na závěr pohled do bezprostředního okolí hvězdy (HST). Podle svého vzezření se mlhovina nazývá Kočičí oko a nachází se v souhvězdí Draka, katalogové označení má NGC 6543. (mpg, 4 MB)	HST, 2004
	Červí díra. Rovnice obecné relativity připouštějí řešení, které může jakýmsi tunelem spojit dva různé časoprostory. Na animaci vidíte tzv. diagram vnoření takového propojení. Diagram vnoření nahrazuje skutečný čtyřrozměrný svět názornou pokřivenou plochou. Červí díra je ovšem nestabilní a než by jí prolétla částice světla, zaškrtí se a přeruší. Nicméně protunelování částice skrze červí díru umožňuje kvantová teorie. Na pozadí je RTG zdroj Cygnus X-1, pravděpodobná černá díra. (mpg, 1 MB)	Donna Cox, Ray Idaszak, NCSA, 1989
	Naše Galaxie – centrum.  Animace asi stovky hvězd pozorovaných z Keckova dalekohledu v letech 1992 až 1998. Pomocí IR skvrnkové interferometrie (v počítači se skládají tisíce expozic) bylo dosaženo rozlišení 0,05″. Zjevný je pohyb kolem masivního centra, černé díry. Keckův dalekohled tvoří dva desetimetrové přístroje postavené na hoře Mauna Kea na Havaji. První byl uveden do provozu v roce 1991, stavbu financovala nadace W. M. Kecka. (mpg, 119 kB)	Keckův dalekohled, 1999
	Naše Galaxie – Mléčná dráha. Naše Galaxie má diskovitý tvar. Slunce se nachází zhruba jednu třetinu od okraje disku. Při pohledu ve směru disku vidíme velké množství hvězd, které mnohdy splývají v bílý stříbřitý pás – Mléčnou dráhu. Při pohledech v jiných směrech vidíme jednotlivé hvězdy, které si generace přes námi pospojovaly do známých souhvězdí. Animace je složena z jednotlivých fotografií Mléčné dráhy a pokrývá celých 360°. (avi, 2 MB)	NASA, Axel Mellinger
	Naše Galaxie, LMC, SMC. Animace ukazuje vzájemné gravitační ovlivnění naší Galaxie, Velkého Magellanova mračna (LMC) a Malého Magellanova mračna (SMC). Animace začíná jednu miliardu roků v minulosti a končí za 250 milionů roků v budoucnosti. „Současnost“ je vyznačena krátkou pauzou. Obě dvě trpasličí galaxie mají nepravidelný tvar a jsou s naší Galaxií propojeny mosty vodíku.(avi, 5 MB)	University of Wyoming, NASA
	Černá díra v jádru galaxií. Umělecká vize cesty do jádra galaxie. Nejprve proletíte kolem hvězd ve vnějších oblastech galaxie a vydáte se k jejímu centru, kde sídlí velmi hmotná černá díra. Černá díra je obklopena horkým prachovým torem, který je zobrazen červeně. V těsném okolí je žlutý plynný akreční disk. Plyn se zahřívá vnitřním třením při postupném pádu do černé díry a slouží jako zdroj energie pro centrální galaktický motor. Uvolňovaná energie uniká z černé díry v podobě dvou výtrysků urychlených částic a záření. Pokud se pozorovatel dívá přesně v rovině akrečního disku, může vidět oba výtrysky, pokud výhled nezastíní tlustý prachový torus. Pokud je osa výtrysků skloněná, bude díky relativistickým jevům intenzita vzdalujícího se výtrysku silně potlačena. To, co pozorovatel uvidí tak silně závisí na úhlu pohledu. Zdá se, že celá rodina galaxií s aktivními jádry (linery, blazary, kvazary, Seyfertovy galaxie) jsou jediným druhem objektu nazíraným pod různými pozorovacími úhly. (mpg, 5 MB)	Chandra/ Harvard University, 2007
	Jádro galaxie v Andromedě. Na dnešním klipu se postupně dostaneme přes reálný fotografický záznam ve stále podrobnějším měřítku k animaci zobrazující předpokládaný pohyb dvou prstenců hvězd kolem centrálního hmotného objektu. Animace začíná širokoúhlým záběrem na střední část souhvězdí Andromedy, jasný objekt pod galaxií dole uprostřed snímku je hvězda Mirach – β And. Celkový snímek galaxie byl pořízen 30 cm dalekohledem Ritchey – Chrétien. Vhled do centrální oblasti obklopené zářivě mlžným oparem, který je složeným světlem stovek milionů hvězd, je pořízen v IR oboru čtyřmetrovým dalekohledem Mayall KPNO. Poslední snímek centrálních svítících oblastí označovaných P1 a P2 kolem supermasivní černé díry byl pořízen HST kamerou WFPC2. Následující podrobnosti jsou již interpretací napozorovaných dat vytvořenou počítačovými grafiky týmu HST. Vnější prstenec sestává ze starých červených a chladných hvězd na sklonku svého hvězdného života. Vnitřní prsten, který těsně obepíná centrální objekt, sestává naopak z mladých modrých velmi jasných a žhavých hvězd. (mpg, 8 mB)	NASA/HST 2006
	Galaxie v Andromedě M 31. Animace, na které je nejprve galaxie M 31 ve vizuálním oboru (National Optical Astronomy Observatory) a poté v infračerveném oboru (Spitzer Space Telescope). Červeně je zobrazena prachová hmota disku a modře svítí hvězdy vytvářející výrazné struktury. V centrální oblasti prachová hmota téměř chybí a je zde naopak největší koncentrace hvězd. (wmv, 2 mB)	NASA/JPL- Caltech/ R. Hurt, 2006
	Spirální galaxie – počítačová simulace. Počítačová simulace vývoje spirální galaxie. Ukázána je v různých vývojových fázích. Galaxije jsou obří hvězdné ostrovy. V každé se nacházejí stovky miliard hvězd. Jde o základní stavební kameny vesmíru. Sdružují se do skupin a kup galaxií. Spirální galaxie patří k nejčastěji pozorovaným typům.(mpg, 8 mB)
	Počítačová simulace kolize dvou galaxií. Kolize galaxií jsou ve vesmíru relativně časté. Nikdy však nejde o žádný bouřlivý proces, ale spíše pomalé prolínání galaxií. Ke přímému střetu jednotlivých hvězd nedochází a pokud ano, jen zcela výjimečně, vzdálenosti mezi hvězdami jsou obrovské. Střet galaxií znamená ovšem celkové přeskupení hmoty, často splynutí galaxií a nastartování překotné tvorby hvězd. (mpg, 3 MB)
	Galaktická kupa – počítačová simulace. Tato počítačová simulace pokrývá období 16 miliard let. V kupě bylo jen 50 galaxií, přesto jsou dobře patrné srážky jednotlivých galaxií a postupné vytvoření jedné velké centrální galaxie. To je pozorováno jak u skupin tak u kup galaxií. (mpg, 3 MB)	Indiana University, 1999
	Poloha HDF. Na konci roku 1995 byl poprvé pořízen pomocí HST snímek, který se nazývá HDF (Hubble Deep Field). Byl složen z 342 různých snímků pořízených HST v průběhu deseti dnů. Doba expozice byla 15 až 40 minut. Snímky byly fotografovány v různých oborech spektra a počítačově složeny. Na snímku bylo nalezeno 1 500 galaxií v různých stupních vývoje. Na této animaci si můžete představit velikost zobrazeného pole. Od té doby se pořídily další snímky tohoto typu. (mpg, 2 MB)	HST, 1996
	Místní vesmír. Na klipu vidíte počítačovou vizualizaci našeho vesmírného okolí ve sféře o rozměrech 586 Mpc. Místní skupina galaxií je v centru scény. Na počátku je sféra orientována tak, že Velký atraktor (gravitační anomálie v centru Místní nadkupy galaxií, která k sobě přitahuje galaxie ze vzdálenosti stovek milionů světelných let) je na levé straně a stěna galaxií v souhvězdí Velryby napravo dole. Polohy galaxií byly vypočteny ve shodě s červenými posuvy galaxií z přehlídky IRAS. Z nich bylo vyhlazením vytvořeno pole zobrazovaných bodů, kterých je v centrální oblasti o rozměru 113 Mpc 53 milionů, zatímco v ostatním okolí „jen“ 20 milionů. Animace byla vytvořena pomocí simulačního kódu Gadget v Max Planck Institutu v Garchingu na superpočítači T3E. Zdroj: Volker Springel, MPI Garching, 1998. (avi, 20 MB)	Volker Springel, MPI Garching, 1998
	Fluktuace reliktního záření. Fluktuace zjištěné v reliktním záření jsou prazárodky budoucích vesmírných struktur staré jen 400 000 let. Z nich se později vyvinuly galaxie a galaktické kupy. Nejčastěji jsou zastoupené fluktuace o velikosti jednoho prostorového stupně. To podle kosmologických modelů odpovídá plochému vesmíru. Ze zastoupení jednotlivých fluktuací se dá určit procentuální složení hmoty-energie ve vesmíru i další důležité kosmologické parametry. Klip byl vytvořen na základě měření sondy WMAP, která startovala v roce 2001 a pořídila mapu fluktuací s přesností 0,3°. Na klipu vidíte na počátku mapu fluktuací reliktního záření, následuje zoom do oblasti o velikosti zhruba 1°. Tato oblast se začne vyvíjet v čase. Vidíme vznik prvních supermasivních hvězd, později galaxií a kup galaxií. Animace končí pohledem na časový vývoj oblasti od zárodečných fluktuací až po pozorování sondou WMAP. Zdroj: NASA. (avi, 3 MB)	NASA, 2004
	Mapa temné hmoty. Temná hmota obklopuje galaxie a kupy galaxií. Její existenci navrhl Fritz Zwicky v roce 1933. Jde o neznámé částice interagující s ostatní hmotou především gravitačně a pravděpodobně také slabou interakcí. Celkově tvoří temná hmota 23 % veškeré hmoty a energie ve vesmíru. V animaci si prohlédněte rozložení temné hmoty určené z přehlídky oblohy COSMOS. Výpočet rozložení temné hmoty se provádí na základě deformací viditelných obrazů způsobených průchodem paprsku hmotným prostředím. V animaci je patrné pořizování mapy pomocí HST a nakonec si prohlédněte výslednou rotující mapu temné hmoty v rozsahu prostorového úhlu 1,5°×1,5° do hloubky 6,5 miliardy světelného roku. Zdroj: HST, 2007. (mpeg, 10 MB).	HST, 2007
	Zrychlená expanze. Na klipu si prohlédněte dvojrozměrný model expanze vesmíru. Velký třesk je zobrazen jako světelný záblesk následovaný rychlou expanzí vesmíru. Gravitační přitahování látky ve vesmíru expanzi zpomaluje. Po určité době začne převládat odpudivá síla způsobená přítomností temné energie. Vesmír se začíná rozpínat zrychlenou expanzí, která byla objevena v roce 1998 na základě proměřování spekter supernov typu Ia. Další vývoj vesmíru závisí na množství a vlastnostech temné energie. Experimentálně se zdá být vyloučené Velké rozervání, při kterém by se desintegrovaly nakonec i jednotlivé atomy. Zrychlená expanze může pokračovat až do celkového vychladnutí vesmíru a nebo být naopak zastavena a vesmír může v budoucnosti skončit Velkým křachem. Obě možnosti jsou otevřené a odpověď na budoucnost vesmíru může dát až pečlivé studium vlastností temné energie. (mpg, 2 MB).	Chandra, 2007